天文学家设法将太阳系内行星的特性与我们的宇宙历史联系起来：在形成这些行星的气体和尘埃漩涡盘中出现了环状结构。这些环与基本物理特性有关，例如从可以形成冰的外部区域过渡，而水只能以水蒸气的形式存在。天文学家利用广泛的模拟来探索内行星演化的不同可能性。我们太阳系的内部区域是这种进化的罕见但可能的结果。结果已发表在《自然天文学》上。

几十年来，围绕恒星形成的行星形成的大致画面一直没有改变。但是许多细节仍然无法解释——寻找解释是当前研究的重要组成部分。现在，由莱斯大学的安德烈·伊兹多罗 (Andre Izidoro) 领导的一组天文学家，包括马克斯·普朗克天文学研究所的伯特伦·比奇 (Bertram Bitsch)，已经找到了解释为什么我们太阳系中的内行星具有我们观察到的特性。

改变一切的旋转圆盘和环

有问题的宽泛图片如下：在一颗年轻恒星周围，形成了一个由气体和尘埃组成的“原行星盘”，在该盘内生长着越来越大的小天体，最终达到数千公里的直径，即：行星。但近年来，由于现代观测方法，行星形成的现代图景已​​经在非常具体的方向上进行了改进和改变。

最惊人的变化是由一张字面图引发的：ALMA 观测在 2014 年完成后拍摄的第一张图像。图像以前所未有的细节展示了年轻恒星 HL Tauri 周围的原行星盘，最惊人的细节相当于嵌套该圆盘中清晰可见的环和间隙的结构。

随着参与模拟原行星盘结构的研究人员接受这些新的观察结果，很明显这种环和间隙通常与“压力颠簸”有关，其中局部压力比周围区域略低。这些局部变化通常与磁盘组成的变化有关，主要是尘埃颗粒的大小。

产生三个环的三个关键过渡

特别是，存在与磁盘中特别重要的转变相关的压力颠簸，这些转变可以直接与基础物理学联系起来。非常靠近恒星，温度高于 1400 开尔文，硅酸盐化合物(想想“沙粒”)是气态的——它们太热了，无法以任何其他状态存在。当然，这意味着行星不可能在如此炎热的地区形成。低于该温度，硅酸盐化合物会“升华”，即任何硅酸盐气体都会直接转变为固态。这种压力冲击定义了行星形成的整体内部边界。

再远一点，在 170 开尔文(-100 摄氏度)时，一方面是水蒸气，另一方面是水冰，称为水雪线。(温度远低于地球上水冻结的标准 0 摄氏度的原因是与地球大气相比压力低得多。)在更低的温度下，30 开尔文(-240 摄氏度)是 CO 雪线; 低于该温度，一氧化碳会形成固体冰。

作为卵石陷阱的压力颠簸

这对行星系统的形成意味着什么?许多早期的模拟已经表明，这种压力颠簸如何促进星子的形成——直径在 10 到 100 公里之间的小物体，被认为是行星的组成部分。毕竟，形成过程开始时要小得多，也就是尘埃颗粒。这些尘埃颗粒倾向于聚集在压力凸起的低压区域，因为一定尺寸的颗粒向内漂移(即朝向恒星)，直到它们被凸起内部边界处的较高压力阻止。

随着压力凸起处的颗粒浓度增加，特别是固体材料(倾向于聚集)与气体(倾向于将颗粒分开)的比率增加，这些颗粒更容易形成鹅卵石，并且对于那些鹅卵石聚合成更大的对象。鹅卵石是天文学家所说的固体聚集体，大小在几毫米到几厘米之间。

压力颠簸对(内部)太阳系的作用

但仍然是一个悬而未决的问题是这些子结构在行星系统的整体形状中的作用，比如我们自己的太阳系，其特征是岩石、类地内行星和外气态行星的分布。这是安德烈·伊齐多罗(莱斯大学)、马克斯·普朗克天文研究所的伯特伦·比奇及其同事提出的问题。在寻找答案的过程中，他们结合了涵盖行星形成的不同方面和不同阶段的多个模拟。

具体来说，天文学家构建了一个气盘模型，在硅酸盐变成气态边界以及水和 CO 雪线处具有三个压力波动。然后他们模拟了尘埃颗粒在气盘中生长和碎裂的方式、星子的形成、从星子到行星胚胎的生长(从直径 100 公里到 2000 公里)靠近我们地球的位置(“1 个天文单位”)距太阳的距离)，行星胚胎向类地行星的行星的生长，以及新形成的小行星带中星子的积累。

在我们自己的太阳系中，火星和木星轨道之间的小行星带是数百个较小天体的家园，这些天体被认为是该地区从未长成行星胚胎的行星的残余物或碰撞碎片，更不用说行星了。

行星主题的变化

一个有趣的模拟问题是：如果初始设置略有不同，最终结果是否仍然有些相似?了解这些类型的变化对于了解哪些成分是模拟结果的关键很重要。这就是为什么 Bitsch 和他的同事分析了许多不同的场景，这些场景具有不同的磁盘组成和温度分布特性。在一些模拟中，它们只有硅酸盐和水冰压力颠簸，而在其他模拟中则是三者。

结果表明，我们太阳系的外观与其原行星盘的环结构之间存在直接联系。马克斯普朗克天文学研究所的 Bertram Bitsch 参与了这项研究计划的规划和所使用的一些方法的开发，他说：“对我来说，我们的模型能够很好地捕捉到像我们这样的行星系统的发展——直到金星、地球和火星的质量和化学成分略有不同。”

正如预期的那样，在这些模型中，这些模拟中的星子自然形成在压力颠簸附近，作为向内漂移的鹅卵石的“宇宙交通堵塞”，然后将被压力颠簸内边界处的更高压力阻止。

我们(内部)太阳系的食谱

对于模拟系统的内部部分，研究人员确定了形成我们自己的太阳系之类的合适条件：如果最内部(硅酸盐)压力凸起之外的区域包含大约 2.5 个地球质量的星子，它们就会增长形成大致火星大小的天体——与太阳系内的行星一致。

一个更大的圆盘，或者更高的形成星子的效率，反而会导致“超级地球”的形成，即质量更大的岩石行星。那些超级地球将围绕主恒星运行，紧靠着最内部的压力碰撞边界。这个边界的存在也可以解释为什么没有行星比水星更靠近太阳——必要的物质会在靠近恒星的地方蒸发。

模拟甚至可以解释一方面火星、另一方面地球和金星的化学成分略有不同：在模型中，地球和金星确实从更靠近太阳比地球当前的轨道(一个天文单位)。相比之下，模拟中的火星模拟物主要由距离太阳稍远的地区的材料制成。

如何建造小行星带

在火星轨道之外，模拟产生了一个区域，该区域开始时人口稀少，在某些情况下甚至完全没有星子——我们太阳系今天小行星带的前身。然而，一些来自内部或直接外部区域的星子后来会误入小行星带区域并被困住。

当这些小行星相撞时，产生的较小碎片将形成我们今天观察到的小行星。模拟甚至能够解释不同的小行星种群：天文学家所说的 S 型小行星，主要由二氧化硅组成的天体，将是起源于火星周围地区的杂散物体的残余，而 C 型小行星，主要由包含碳，将是来自小行星带外直接区域的杂散物体的残余物。

外行星和柯伊伯带

在那个外部区域，就在标志着水冰存在的内部极限的压力凸起之外，模拟显示了巨行星形成的开始——该边界附近的小行星的总质量通常在 40 到 100 倍之间地球的质量，与我们太阳系中巨行星核心的总质量估计一致：木星、土星、天王星和海王星。

在那种情况下，质量最大的星子会迅速聚集更多的质量。目前的模拟并没有跟进那些巨行星的(已经得到充分研究的)后期演化，其中包括一个最初相当紧密的群体，后来天王星和海王星从那里向外迁移到他们现在的位置。

最后但并非最不重要的一点是，模拟可以解释最后一类物体及其特性：所谓的柯伊伯带物体，它形成在最外层压力凸起的外面，这标志着一氧化碳冰存在的内部边界。它甚至可以解释已知柯伊伯带天体之间在成分上的细微差异：再次作为最初在 CO 雪线压力隆起外形成并停留在那里的星子与从邻近的柯伊伯带内部区域误入柯伊伯带的星子之间的差异。巨行星。

两个基本结果和我们罕见的太阳系

总的来说，模拟的传播导致了两个基本结果：水冰雪线上的压力波动很早就形成了;在这种情况下，行星系统的内部和外部区域在最初的十万年里就很早就分道扬镳了。这导致在系统内部形成了低质量的类地行星，类似于我们太阳系中发生的情况。

或者，如果水冰压力撞击形成的时间晚或不那么明显，更多的质量会飘入内部区域，从而导致内部行星系统中超级地球或迷你海王星的形成。迄今为止，天文学家发现的这些系外行星系统的观测证据表明，这种情况的可能性更大——而我们自己的太阳系是行星形成的一个相对罕见的结果。

外表

在这项研究中，天文学家的重点是太阳系内部和类地行星。接下来，他们想要运行模拟，包括木星、土星、天王星和海王星的外部区域的细节。最终的目标是对我们和其他太阳系的特性做出完整的解释。

至少对于内太阳系，我们现在知道地球及其最近的邻近行星的关键特性可以追溯到一些相当基本的物理学：冻结的水和水蒸气之间的边界及其在旋转的气体盘中的相关压力颠簸和围绕着年轻太阳的尘埃。

此处描述的结果已作为 A. Izidoro 等人在《自然天文学》杂志上发表，“行星小环是太阳系行星结构的原因” 。